Астронет: К. А. Постнов/ГАИШ Лекции по Общей Астрофизике для Физиков http://variable-stars.ru/db/msg/1170612/4lec/node1.html

---

<< Литература к Лек3 | Оглавление | 4.1 Физические особенности состояния >>

4. Межзвездная среда

---

Разделы

• 4.1 Физические особенности состояния космической плазмы
• 4.2 Радиолиния нейтрального водорода 21 см.
• 4.3 Облака нейтрального водорода НI и тепловая неустойчивость межзвездной среды
• 4.4 Ионизованный водород и зоны НII
• 4.5 Молекулярные облака, области звездообразования и космические мазеры.
• 4.6 Космические лучи и синхротронное излучение
• 4.7 Другие методы диагностики космической плазмы
• 4.8 Литература

Важнейшим компонентом Галактики кроме звезд является межзвездная среда. Межзвездный газ (в основном водород) в нашей Галактике составляют чуть менее от массы Галактики, но его роль крайне велика. Процент газа в массе галактике является ее важнейшей характеристикой и определяет темп звездообразования. Больше всего газа в неправильных и спиральных галактиках, там идет постоянное рождение новых звезд. Например, средний темп звездообразования в нашей Галактике около 1 массы Солнца в год. Есть галактики с высоким темпом звездообразования, в десятки раз превышающим это среднее значение. Меньше всего газа в эллиптических галактиках. Основное население эллиптических галактик составляют маломассивные медленно эволюционирующие звезды главной последовательности спектральных классов G,K,M, газа там почти нет (за исключением самых центральных областей) и новые звезды почти не рождаются.

В спиральных и неправильных галактиках в холодных массивных газо-пылевых комплексах создаются подходящие условия для развития Джинсовской неустойчивости и происходит рождение звезд. В ходе эволюции звезды теряют массу в виде звездного ветра (физическая причина истечения - давление излучения на разреженную плазму атмосфер звезд главным образом в линиях тяжелых элементов и разогрев короны до высоких температур ударными волнами) и в конце эволюции при образовании компактных остатков (при сбросе оболочки звезды в виде планетарной туманности для звезд умеренных масс и при вспышке сверхновой для звезд массивнее 10 масс Солнца). Таким образом, происходит постоянный круговорот газ-звезды-газ, при котором полная масса газа постепенно уменьшается, т.к. часть барионов остается в виде компактных остатков (белых карликов, нейтронных звезд, черных дыр), а часть - выбрасывается из галактики в межгалактическое пространство.

К компонентам межзвездной среды также относят межзвездную пыль (около по массе), межзвездные магнитные поля, космические лучи и электромагнитное излучение звезд.

Основные наблюдательные проявления межзвездной среды:

1) Наличие светящихся туманностей ионизованного водорода (HII) вокруг горячих звезд и отражательных газо-пылевых туманностей.

2) Ослабление света звезд (межзвездное поглощение) в непрерывном спектре и отдельных линиях, а также покраснение света (селективное поглощение пылью).

3) Поляризация света из-за рассеяния на электронах и на пылинках межзвездной среды, ориентированных вдоль крупномасштабного магнитного поля Галактики.

4) Радиоизлучение нейтрального водорода (HI) на длине волны 21 см.

5) Космические мазеры, возникающие на молекулах HO, OH, метанола и др. в холодных плотных областях звездообразования.

6) Синхротронное излучение релятивистских электронов в межзвездных магнитных полях (электронная компонента космических лучей, которые ускоряются на фронтах ударных волн, возникающих в межзвездной среде при вспышках сверхновых).

7) Инфракрасное излучение межзвездной пыли.

8) Мягкое рентгеновское излучение от горячих областей, нагретых ударными волнами при вспышках сверхновых и при истечении мощного звездного ветра от ассоциаций молодых массивны ОВ-зввезд (корональный газ).

Межзвездная среда была открыта в 1904 г. Гартманом, который обнаружил неподвижные линии поглощения в спектрах двойных звезд, наблюдавшихся с целью проверки эффекта Допплера . Зная орбитальный период обращения, можно определить скорость движения компонент и т.о. предвычислить амплитуду смещения линий поглощения в атмосферах движущихся звезд. К 1938 г. были отождествлены линии многих межзвездных молекул - CH, CH, CN, C, NH. Естественно, присутствие этих молекул не отражает истинного химического состава межзвездной среды - тяжелые элементы (Fe и т.д.) входят в состав твердых межзвездных пылинок, а самые распространенные элементы - нейтральный и молекулярный водород и гелий - не наблюдаются в оптическом диапазоне. В 1965 г. был открыт первый космический мазер на молекуле OH ( см). В 1973 г. с борта специализированного УФ-спутника "Коперник" ( A) было открыто большое количество линий всевозможных межзвездных молекул, среди которых важной является линия H 1108 A.

Межзвездная среда имеет сложную структуру, состоящую из отдельных компактных образований, холодных и теплых облаков, окруженных горячим газом. Основные составляющие межзвездной среды в спиральных рукавах Галактики и их физическое состояние просуммированы в Таблице 1.

---

<< Литература к Лек3 | Оглавление | 4.1 Физические особенности состояния >>